Body text
Nouvelles populations de protons découvertes dans l'espace interplanétaire
Les populations de protons dans le vent solaire se trouvent généralement soit dans un état calme et aléatoire (que nous appelons “cœur”), soit sous forme de “faisceaux” de particules se déplaçant rapidement dans une direction spécifique.
La population nouvellement découverte se trouve plutôt dans un état intermédiaire, appelé “hammerhead” (“tête de marteau”) en raison de la forme particulière qu'elle prend dans les données observées (Fig. 2). Cette population présente une anisotropie de température, ce qui signifie que la température locale est plus élevée lorsqu'elle est mesurée dans la direction perpendiculaire au champ magnétique local.
Comprendre les mécanismes responsables de la formation des hammerheads est crucial pour percer les processus régissant le chauffage et l'accélération dans le vent solaire.
Étudier le vent solaire grâce aux simulations numériques
Pour étudier la formation des hammerheads, nous avons simulé des protons à partir des conditions initiales observées dans l'héliosphère interne, avec une structure de cœur et de faisceau (mais sans hammerhead) et en incluant l'anisotropie de température.
Nos calculs ont montré qu'une population d’hammerhead émerge naturellement de l'état initial via des instabilités plasmiques fondamentales induites par l'anisotropie. Le faisceau de protons en dérive subit une relaxation : il excite des ondes magnétosoniques et des ondes whistler (Fig. 3), qui entrent en résonance avec les protons du faisceau et les dispersent vers des énergies plus élevées.
Ce processus crée une région plus dense dans l'espace des vitesses rappelant l’hammerhead observée (Fig. 4).
Nos simulations indiquent également que l’hammerhead ne se développe que partiellement via ce processus. Une énergie libre supplémentaire pourrait être nécessaire pour maintenir le développement complet de la structure de l’hammerhead. Cette énergie pourrait potentiellement provenir de sources externes, telles que des ondes à petite échelle générées par la décroissance d'ondes plus grandes, ou par l'expansion et les interactions turbulentes dans le vent solaire.
Références
- Pezzini L., Zhukov A.N., Bacchini F., Arrò G., López R.A., Micera A., Innocenti M.E., Lapenta G. (2024), Fully Kinetic Simulations of Proton-beam-driven Instabilities from Parker Solar Probe Observations, The Astrophysical Journal 975, 37
- Pierrard V., Péters de Bonhome M., Halekas J., Audoor C., Whittlesey P. and Livi R. (2023), Exospheric Solar Wind Model Based on Regularized Kappa Distributions for the Electrons Constrained by Parker Solar Probe Observations, Plasma, 6, 518
- Verniero J.L., Chandran B.D.G., Larson, D.E., Paulson K., Alterman B.L., Badman S., Bale S.D., Bonnell J.W., Bowen T.A., Dudok de Wit T., Kasper J.C., Klein K.G., Lichko E., Livi R., McManus M.D., Rahmati A., Verscharen D., Walters J., Whittlesey P.L. (2022), Strong Perpendicular Velocity-space Diffusion in Proton Beams Observed by Parker Solar Probe, The Astrophysical Journal 924, 2
